Chemical composition of A--F type post-AGB candidates
对9颗后AGB候选星的样本进行了丰度分析，其中8颗以前从未被探索过。我们在其中发现了HD 105262、HD 53300和CpD $-62^o5428$等四个非常有希望的天体。我们发现强有力的证据，尘埃气体分离，通过选择性耗尽的折射元素在HD 105262。在HD 53300、CpD $-62^o5428$和HD 114855中也观察到了同样的效应，尽管后两颗恒星的丰度特性相对较小。我们发现HD 725，HD 842，HD 1457，HD 9233和HD 61227的氮强烈富集，但没有进一步的证据支持它们的后AGB性质。我们比较了观测到的这些恒星的[N/C]比的演化模型，其中包括旋转诱导混合的预测。
2010-03-22 astro-ph.SR
Rotationally modulated variability and pulsations of the He-rich star CPD -62 2124 with an extraordinarily strong magnetic field
最近在CPD-62 2124中探测到一个强度为5.2kG的纵向磁场，其主序寿命分数约为60%。处于高级演化状态的强磁性早B型化学奇特星对于理解在全球磁场存在下角动量和自旋下降时间尺度的演化具有特殊意义。我们利用17 FORS 2低分辨率光谱偏振观测和844 ASAS 3光度测量的旋转周期，脉动，和磁场几何形状的恒星的测定。我们计算周期图和应用现象学模型的光度，光谱和spectropolarimetric的变化。我们发现，所有研究的量，特别是等效宽度，平均纵向磁场<B_z>，在V过滤器的通量，变化与同一周期P = 2.628 d，这被确定为旋转周期。观测到的变化完全可以用一颗刚性旋转的主序星来解释，这颗恒星的化学元素分布不均匀，光度计的斑点，以及一个稳定的，接近偶极的磁场，极场强度约为21 kG，冻结在恒星体内。CPD-62 2124的磁场相对于旋转轴倾斜β =28+-7度，而旋转轴朝向视线的倾斜度仅为i=20+-5度。在所获得的FORS 2光谱中，我们检测到短期的线轮廓变化，表明存在β造父神型脉动。到目前为止，还没有其他这种类型的脉动恒星拥有如此强大的磁场。
2017-08-27 astro-ph.SR
B field in OB stars (BOB): The outstandingly strong magnetic field in the evolved He-strong star CPD-62 2124
OB星磁性的起源和演化至今还没有得到很好的理解。已知大约有70颗磁性OB星，任何具有不寻常特征的新物体都可能成为拼图的关键部分。本文报道了在强氦B2 IV恒星CPD-62 2124中探测到异常强的磁场。FORS 2和HARPSpol的分光偏振观测结果由两个独立的小组和程序进行了分析，得出的结论是一个约为5.2千G的强纵向磁场。恒星大气的定量表征产生的有效温度为23650 $\pm$ 250 K，表面重力为3.95 $\pm$ 0.10 dex和表面氦分数为0.35 $\pm$ 0.02的数量。金属成分与宇宙丰度标准一致，除了Mg，Si和S，它们略微非太阳能。H-$α$谱线所显示的强而宽的盘状辐射（$\sim$ 300 km/s）暗示了由强磁场支持的离心磁层。我们的研究结果表明，CPD-62 2124是一个早期的B型恒星托管迄今发现的最强的磁场之一，其中一个最先进的He强恒星已知，与分数的主序星寿命约为0.6。
2016-12-05 astro-ph.SR
Age and convective core overshooting calibrations in CPD-54 810 binary system. Statistical investigation on the solution robustness
本研究基于 CPD-54 810 双星系统精确观测，采用 SCEPtER 流程估计双主序星年龄与对流核超射参数，通过多项测试验证解的稳健性，发现年龄可在 5% 水平可靠估计。
2023-04-13 astro-ph.SR
Confident Detection of Doubly-Ionized Thorium in the Extreme Ap Star CPD-62 2717
本研究在高磁化Ap星CPD-62 2717中首次确凿探测到恒星光谱里的双电离钍（Th III），结合磁分裂模式验证结果，并测出该星约4.8年的超慢自转周期。
2023-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Solar System chemical abundances corrected for systematics
CI陨石与太阳光球层之间的相对化学丰度随凝结温度的变化呈现出明显的趋势。当把太阳光球的丰度与附近的太阳孪生体进行比较时，也可以看到凝结温度的趋势。我们使用这两种趋势来确定的元素丰度的流星和光球分馏的变化，并计算一组新的原始太阳系的丰度。
2014-06-02 astro-ph.SR
Impact of NLTE on determinations of atmospheric parameters and chemical abundances of very metal-poor stars
基于高分辨率的光谱观测的样本非常贫金属的恒星，我们研究如何以及恒星化学丰度可以推导出与现有的理论方法和计算工具。
2017-08-22 astro-ph.SR
Systematic investigation of chemical abundances derived using IR spectra obtained with GIANO
为了提高我们对银河系的形成和演化的认识，需要详细的银河系恒星的化学丰度。我们利用GIANO档案光谱选择银河系盘星的样本，以获得它们的化学清单，并比较我们从这些红外光谱中获得的丰度与从光学光谱中获得的化学图案。我们分析了用GIANO观测到的40颗恒星的高质量光谱。我们从测光和盖亚数据发布2（DR 2）视差导出恒星参数;化学丰度用代码MyGIsFOS导出。对于一个子样本的恒星，我们比较了化学图案来自GIANO光谱与来自光谱的丰度。我们推导出所有40颗恒星的P丰度，增加了已知磷丰度的银河系恒星的数量。我们可以得到14种元素的丰度，其中8种也是由光谱得到的。红外光谱和光学光谱的丰度比较结果很好。这些恒星的化学模式是一个预期的银河系盘星，并与文献中的结果一致。GIANO为天文学界提供了一种极其有用的仪器，能够产生高分辨率和宽红外波长范围的光谱。
2018-12-12 astro-ph.SR
Refined Chemical Abundances of Pi Dra and HR 7545 with ATLAS12
我们提出了更精细的元素（C，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Zn，Sr，Y，Zr和Ba）的丰度确定使用计算密集的ATLAS 12大气模型的金属线恒星Pi Dra和HR 7545。我们比较了ATLAS 9模式大气和ATLAS 12模式大气的化学丰度。丰度在不确定性范围内彼此一致。因此，我们认为ATLAS 9可以用于缓慢旋转的化学奇特星，如Pi Dra和HR 7545的丰度分析。
2017-10-26 astro-ph.SR
Spectral lines in the CaII triplet region for RAVE DR6 chemical abundance pipeline
本研究报告的目的是在射电速度实验（RAVE）的框架内，为化学丰度分析提供一份可靠的中等分辨率~7500的钙三重态区干净谱线清单。这样的谱线列表为正在进行的大型光谱测量，如Gaia-RVS，4 MOST和WEAVE提供了普遍的兴趣。
2018-11-15 astro-ph.SR
Stokes $IQUV$ magnetic Doppler imaging of Ap stars - III. Next generation chemical abundance mapping of Alpha 2 CVn
在以前的论文中，我们提出了一个更新的磁场地图的化学奇特的明星阿尔法2 CVn使用ESPaDOnS和Narval时间分辨高分辨率斯托克斯$IQUV$光谱。在本文中，我们专注于映射各种化学元素分布的表面上的α 2 CVn。利用新的磁场图和新的化学丰度分布，我们可以研究α 2 CVn表面化学丰度结构和磁场拓扑结构之间的相互作用。以前试图绘制α 2 CVn的化学丰度图依赖于较低分辨率的数据。利用我们的高分辨率（R= 65，000）数据集，我们提供了元素O，Si，Cl，Ti，Cr，Fe，Pr，Nd和Eu的9个化学丰度图。我们还从Stokes $IQUV$中的Fe和Cr线以及Stokes $IV$中的O和Cl线导出了一个更新的磁场图。这些新的地图推断，从线轮廓斯托克斯$IV$使用磁多普勒成像代码反演10。我们研究这些新的化学地图，并调查与磁拓扑结构的α 2 CVn的相关性。我们发现，元素之间的化学丰度分布不同，有两个不同的组的元素;一个积累接近的径向场的负的一部分，而另一组显示更高的丰度位于径向磁场的顺序为2千克的径向场分量的极性无关。我们比较我们的结果与以前的作品绘制了化学丰度结构的Ap星。除Cr和Fe外，我们没有发现我们重建的结果与其他映射结果之间有明显的趋势。我们也发现缺乏与理论预测的一致性。这表明我们对Ap星水平化学丰度结构的形成以及与磁场的联系的理论理解存在空白。
2014-07-29 astro-ph.SR
Chemical Abundances of the S star GZ Peg
渐近巨星分支恒星的化学成分仍然知之甚少，因为它们的大气温度很低，因此存在许多分子跃迁，阻碍了原子线的分析。克服这一困难的一种方法是研究无分子污染区域的谱线。我们选择了其中的一些区域来研究S型恒星GZ Peg的化学丰度。通过光谱分析得到了恒星的参数，发现其金属丰度为-0.77dex，报告了8种元素的化学丰度，并推断出S-过程元素的增强，这是典型的S-型恒星。
2009-03-05 astro-ph.SR
Chemical abundances in the globular clusters NGC 5024 and NGC 5466 from optical and infrared spectroscopy
利用高分辨率光学光谱（来自霍比-埃伯利望远镜）和红外光谱（来自SDSS-III APOGEE巡天），给出了银河系两个球状星团NGC 5466和NGC 5024中五颗恒星的详细化学丰度。我们发现NGC 5466的[Fe/H] = -1.97 +/- 0.13 dex，NGC 5024的[Fe/H] = -2.06 +/- 0.13 dex，其余元素的丰度模式为典型的球状星团，两者都显示出轻元素丰度比（C、N）混合的证据，以及AGB对重元素丰度（Y、Ba和Eu）的贡献。选择这些星团是为了检查可能将它们与Sgr矮星系残骸联系起来的化学趋势，但在这些低金属丰度下，没有发现与银河系丰度模式的明显差异。我们比较了光学和红外分析的结果，发现从红外谱线确定的氧和硅丰度与其它α-元素比和较小的随机误差。
2014-12-16 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turn-off, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra I: Signatures of Diffusion in the Open Cluster M67
本文计算了年龄为$\sim$ 4 Gyr的疏散星团M67中8个高概率恒星的14种元素的详细化学丰度分布。这八颗恒星由四对恒星组成，每一对都占据了恒星演化的不同阶段：两颗G矮星，两颗转折星，两颗G次巨星和两颗红丛K巨星。丰度分析使用APOGEE勘测的近红外高分辨率光谱（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m），得出C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn和Fe的丰度。我们推导出的恒星参数和2 M08510076 +113115的金属丰度表明，这颗恒星是一个太阳孪生子，相对于太阳，所有元素的丰度差异为$\leq$ 0.04 dex。在每一类恒星中发现了化学同质性（$\sim$ 0.02 dex），而在不同的演化阶段发现了显著的丰度变化（$\sim$ 0.05 - 0.20 dex）;关闭恒星通常具有最低的丰度，而红色团块往往具有最大的丰度。LTE衍生丰度的非LTE修正不太可能解释这些差异。衍生的Fe，Mg，Si和Ca的丰度与最近公布的表面丰度从恒星模型，包括化学扩散的详细比较，提供了一个很好的匹配之间的观测和预测的丰度作为恒星质量的函数。这种一致性表明，在M67的恒星成员中检测到了化学扩散过程。
2018-03-12 astro-ph.SR
Chemical abundance analysis of symbiotic giants - III. Metallicity and CNO abundance patterns in 24 southern systems
共生巨星的元素丰度对于解决共生双星演化中化学成分的作用，绘制其母体种群，以及追踪其质量传递历史至关重要。然而，具有相当确定的光球成分的共生巨星的数量仍然不足以进行统计分析。这是关于从高分辨率（R ~ 50000），近红外光谱确定共生巨星的化学组成的系列论文中的第三篇。在这里，我们提出了24 S型系统的结果。光谱合成方法，采用标准的本地热平衡分析和大气模型被用来获得光球丰度的CNO和周围的铁峰（铁，钛，镍，和Sc）的元素。分析表明，金属丰度分布在从弱超日（[Fe/H] ~ +0.35 dex）到显著亚日（[Fe/H] ~ -0.8 dex）的较宽范围内，但主要分布在近日和弱亚日（[Fe/H] ~ -0.4 ~-0.3 dex）。在所有这些天体中发现的14 N同位素的富集表明，这些巨星已经经历了第一次挖掘。这一点在一些天体中得到证实，因为12 C/13 C比率很低（5-23）。我们发现，[Ti/Fe]的相对丰度一般是大的红色共生系统。
2015-11-13 astro-ph.SR
Stellar Parameters and Chemical Abundances of G Giants
利用斯巴鲁望远镜高色散光谱仪获得的99颗晚型G巨星的高分辨率光谱，给出了它们的基本恒星参数。这些恒星是多普勒巡天计划的目标，在演化的恒星中寻找太阳系外行星，金属丰度为-0.8<[Fe/H]<+0.2。其中包括4个$α$ -元素（Mg，Si，Ca，Ti），3个奇Z轻元素（Al，K，Sc），4个铁峰元素（V，Cr，Fe，Ni）和4个中子俘获元素（Y，Ba，La，Eu）。运动学性质表明，程序星大多属于薄盘。
2011-09-30 astro-ph.SR
Chemical abundances for A-and F-type supergiant stars
本文利用高分辨率（$R$ \，$\sim$\，42，000）光谱，计算了一组A-F型超巨星HD\，45674，HD\，180028，HD\，194951和HD\，224893的恒星参数和元素丰度。我们给出了HD 1，45674和HD 1，224893丰度分析的第一个结果。我们再次确认了Luck（2014）之前分别研究的HD 1，180028和HD 1，194951的丰度。α-元素表示天体属于薄盘族。从它们的丰度及其在Hertzsprung-Russell图上的位置可以看出，HD 1，45675、HD 1，194951和HD 1，224893处于后1DUP阶段，它们在红蓝环区运动。HD~180028则表现出典型的种群I的丰度，但其进化地位尚不能令人满意地确定。
2016-09-07 astro-ph.SR
Chemical diversity among A-B stars with low rotational velocities: non-LTE abundance analysis
我们提出了准确的元素丰度模式的基础上的非本地热力学平衡（非LTE，NLTE）线形成的14个化学元素，从He到Nd的样品的9个A9到B3型恒星，以及确定的大气参数和低旋转速度。利用Dirac B样条R矩阵方法计算光电离截面，构造了Zr Ⅱ-Ⅲ的新模型原子，并更新了Sr Ⅱ和Ba Ⅱ的模型原子。HD~17081、HD~32115、HD~160762和HD~209459恒星的氦铁NLTE丰度与太阳丰度一致，而HD~73666是一颗蓝奋斗者恒星，其化学组成与Praesepe星团没有偏离。其中三颗有效温度低于10500 K的恒星具有Sr、Zr、Ba和Nd的超日丰度，我们的结果表明恒星有效温度与丰度之间存在正相关。对于每一颗星，Ba的增强作用都高于其它重元素。我们认为太阳Ba丰度并不能代表现代银河Ba丰度。HD~145788的状态还不清楚：这颗恒星的C到Si的丰度和Sr到Ba的增强与表面温度相似的正常恒星相似，而Ca，Ti和Fe过量。织女星的NLTE丰度支持它是一颗温和的λ ~牧夫座星。
2020-10-05 astro-ph.SR
Chemical abundance studies of CP stars in open clusters
在恒星天体物理学中，早型恒星大气层的研究具有十分特殊的地位。这些恒星的大气层显示出各种不同的现象，例如存在大磁场、强烈的表面对流、脉动、化学元素的扩散。特别是，大约10%的早期F型、A型和晚期B型恒星呈现出化学特性，这些特性是扩散的结果。详细研究扩散过程的化学特性的演变，需要精确的恒星年龄和初始化学成分的知识。疏散星团提供了以下信息：1）可以假设所有星团成员都具有近似相同的原始化学成分和年龄; 2）属于疏散星团的恒星的年龄可以比场星更精确地确定。因此，疏散星团中化学特性特殊的恒星成员成为研究其化学特性演化的目标，主要是为扩散模型提供约束。我们回顾了迄今为止对疏散星团中化学奇特恒星丰度的研究，并将其结果纳入恒星演化的更广泛背景中。
2013-11-22 astro-ph.SR
Tracing the s-Process: Spectroscopic Insights into Chemical Abundances in O- and C-rich Evolved Stars
Université libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）
通过光谱学研究O-和C富的恒星化学丰度，探讨AGB星的核合成和混合过程，分析s元素丰度对AGB模型的约束作用。
2026-04-10 astro-ph.SR
Properties of six short-period massive binaries: a study of the effects of binarity on surface chemical abundances
大质量恒星的一个重要部分是在多个系统中发现的。双星性对恒星演化的影响没有得到很好的限制。特别是，潮汐和质量转移对表面化学丰度的作用在观测上不受约束。本研究的目的是探讨双星对恒星性质和大质量双星表面丰度的影响。我们进行光谱分析的六个银河系大质量双星。从光谱解缠方法获得的各个组件的光谱，并随后通过大气模型进行分析。测定了恒星参数和CNO表面丰度。大多数系统都是由主序星组成的。三个系统脱离，两个系统处于联系状态，第六个系统没有信息。在所研究的12颗恒星中，有11颗的表面丰度只受到恒星演化和混合的轻微影响。在不确定性的范围内，它们与单颗恒星没有什么不同。XZ~Cep的次生矿物化学成分强烈富集。考虑到以前确定的表面丰度在大规模的二元系统表明，潮汐对化学混合的影响是有限的，而质量转移和去除外层的质量供体导致的外观化学处理的材料在表面上，虽然这是不系统的。我们的六个系统的组成部分的演化质量平均比动力学质量高16.5%。一些系统似乎已经达到同步，而另一些系统可能仍处于过渡阶段。
2017-09-04 astro-ph.SR
Chemical abundances in the extremely Carbon and Xenon-rich halo planetary nebula H4-1
利用Subaru/HDS、GALEX、SDSS和Spitzer/IRS的多波长光谱对贫金属（[Ar/H]-2）晕状行星状星云H4-1进行了详细的化学丰度分析，确定了10种元素的丰度。的C和O的丰度来自碰撞激发线（CEL），几乎一致的丰度从重组线（RL）。我们证明了在H4-1的CEL和RL之间的C丰度的巨大差异可以使用温度波动模型来解决。我们首次在H4-1中探测到了[H3 III]5846 A线，并测定了其元素丰度（[H3 III/H]>+0.48）。H4-1是Xe含量最高的PN。观测到的丰度值与理论预测的~2.0 Msun单星模型（[r/Fe]=+2.0 dex）接近。观测到的钍丰度可能是原始SNe中r-过程的产物。[C/O]-[Ba/（Eu或Eu）]图解表明，H4-1的前身星与两类碳增强贫金属星（CEMP），即CEMP-r/s和CEMP-no星有着共同的演化过程。H4-1的前身可能是在富含r-过程的环境中形成的双星。
2013-10-04 astro-ph.SR
Chemical Homogeneity in the Orion Association: Oxygen Abundances of B Stars
我们提出了非LTE氧丰度的样本中的猎户座协会的B星。丰度计算包括非LTE谱线形成，并使用完全覆盖的非LTE模型大气。恒星参数与Cunha & Lambert（1994）先前研究中采用的参数相同。我们发现，年轻的猎户座恒星在这个样本中的10颗恒星被描述为一个单一的氧丰度的平均值为A（O）=8.78和一个小的分散度为+/- 0.05 dex，这是在分析中的不确定性的顺序。这一平均氧丰度与Cunha & Lambert（1994）先前获得的平均氧丰度相当：A（O）= 8.72 +/- 0.13，尽管这一早期研究基于LTE中的非覆盖模型大气，显示出更大的分散性。在我们以前对氖和氩的研究中也发现了猎户座B星化学丰度的小分散;所有这些都基于相同的有效温标。猎户座星协的氧丰度分布与太阳附近的氧丰度的其他结果比较好。
2011-10-26 astro-ph.SR
Chemical Abundances of RR Lyrae Type C Star AS162158
本文首次对八颗c子类天琴座RR型变星的脉动周期进行了广泛的模型大气和详细的化学丰度研究。大气参数的有效温度，地面重力，微湍流速度，和金属含量已经推导出来。本次丰度分析的光谱是用拉斯坎帕纳斯天文台的100英寸杜邦望远镜的阶梯光栅摄谱仪获得的。我们发现，在所有恒星的所有阶段，金属丰度和元素丰度比在观测不确定性范围内是恒定的。此外，$α$ -元素和Fe-组相对于铁的丰度比与其他水平分支成员（RRab，蓝色和红色非变量）一致。这八个RRc星的[Fe/H]值已被用来锚定的金属丰度尺度的一个更大的样本RRc星获得低S/N的“快照”光谱。
2013-10-02 astro-ph.SR
A window on the efficiency of the s-process in AGB stars: chemical abundances of n-capture elements in the planetary nebula NGC 3918
利用深紫外可见光谱VLT分光光度数据研究了行星状星云NGC 3918的化学成分。我们识别并测量了750多条发射线，使我们的光谱成为行星状星云有史以来最深的光谱之一。在这些线中，我们检测到非常微弱的几个中子捕获元素（硒，氪，铷，和氘），这使我们能够计算其化学丰度与前所未有的准确性，从而限制了效率的S-过程和对流疏浚的祖星NGC 3918。
2015-10-15 astro-ph.SR
The Contribution of Chemical Abundances in Nova Ejecta to the Interstellar Medium
根据\citet{Yaron2005}和\citet{Jose1998}的新星模型，采用Monte Carlo模拟方法，研究了新星喷出物中化学丰度对银河系星际介质的贡献。我们发现经典新星（CNe）喷出的质量约为$2.7\times10^{-3}$ $ \rm M_\odot\ {\rm yr^{-1}}$。在新星喷出物中，C、N和O的同位素比值，即$^{13}$ C/ $^{12}$ C、$^{15}$ N/ $^{14}$ N和$^{17}$ O/ $^{16}$ O，比红巨星中的高出约一个数量级。我们估计银河ISM中的$^{13}$ C、$^{15}$ N和$^{17}$ O分别约有10、5和20个$\%$来自新星喷出物。然而，我们的模型计算的C，N和O的化学丰度不能覆盖所有的观测值。这意味着要理解新星还有很长的路要走。
2016-05-31 astro-ph.SR
Chemical abundances of the high-latitude Herbig Ae Star PDS2
Herbig Ae恒星PDS 2（CD-53 251）在几个方面都很不寻常。它有一个高银河纬度，与任何已知的恒星形成区无关。它位于Herbig Ae序列的冷端，在那里有利的环境有利于确定恒星参数和化学丰度。我们找到了$T_{\rm eff} = 6500$ K和$\log(g) = 3.5$。相对较低的$v\cdot\sin(i) = 12\pm2$ \kms使得可以使用大多数弱线的丰度。PDS 2似乎属于Herbig Ae类恒星，具有正常的挥发性和耗尽的不挥发性元素。这种模式不仅出现在$λ$ Boo星上，也出现在一些后AGB和金牛座RV星上。在年轻恒星和高度演化的巨星中出现相同的丰度模式，加强了其起源的气体-颗粒分离假说。中间挥发性锌可以违反贫化挥发物的模式。
2014-03-05 astro-ph.SR
A Comparison of the Chemical Composition of Main Sequence and Giant Stars in the Open Cluster NCC 752
疏散星团中恒星的化学成分通过比较主序星和演化的巨星提供了恒星化学演化的最佳信息。这是对古老的疏散星团NGC 752中矮星和巨星丰度的研究。它也是一个自动丰度测定的试点计划，包括等效宽度测量，恒星参数测定和丰度分析。我们在23颗矮星和6颗巨星中发现了31种元素离子组合的丰度。Fe的平均丰度为太阳的[Fe/H] $=-0.01\pm0.06$，矮星和巨星之间没有显著差异。我们发现，星团中其他元素的丰度，包括阿尔法元素，都在或略高于太阳水平。我们在巨星的光谱中发现了一些CNO加工的证据。巨星中Na的增强表明NeNa循环已经发生。在矮星和巨星中Mg和Al的丰度相似，表明较热的MgAl循环没有发生。我们没有发现证据的s-过程增强的重元素的丰度在巨人。
2019-05-04 astro-ph.SR
Chemical Abundances of Main-Sequence, Turnoff, Subgiant and red giant Stars from APOGEE spectra II: Atomic Diffusion in M67 Stars
本文给出了4Gyr年龄的太阳-金属丰度疏散星团M67的83个恒星成员的15种元素（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe和Ni）的化学丰度。该样本包含跨越广泛进化阶段的恒星，从G矮星到红丛星。丰度是从SDSS-IV/APOGEE调查的近红外（$λ$ 1.5 - 1.7 $μ$ m）高分辨率光谱（$R$ = 22，500）得出的。使用APOGEE合成光谱库，通过qASPCAP代码对合成和观察到的光谱进行卡方最小化，进行1-D LTE丰度分析。我们发现了显着的丰度差异（$\sim$ 0.05 - 0.30德克斯）之间的M67成员恒星作为恒星质量（或HR图上的位置）的函数，在那里的丰度模式表现出一般耗尽（在[X/H]）的恒星在主序星关闭。不同元素的损耗量不同。我们发现，原子扩散模型提供，在一般情况下，很好的协议与大多数化学物种的丰度趋势，支持最近的研究表明，可测量的原子扩散在M67恒星。
2019-02-26 astro-ph.SR
The chemical composition of red giants in 47 Tucanae I: Fundamental parameters and chemical abundance patterns
内容：球状星团化学丰度模式的研究对于确定轻元素团内污染的候选者具有重要意义。目的：我们的目标是在球状星团47 Tuccino（NGC 104）中获得大范围元素的精确丰度，为这个特定的星团的污染情景增加新的约束条件，扩大以前获得的元素丰度的范围。研究方法：使用量身定制的一维LTE大气模型，结合等效宽度测量，LTE和NLTE合成，我们从RGB尖端附近的13颗红巨星的高分辨率，高信噪比光谱中获得恒星参数和元素丰度。结果如下：我们得出了总共27种元素（O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Sc，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Y，Zr，Mo，Ru，Ba，La，Ce，Pr，Nd，Eu，Dy）的丰度。对于Na、Al和Ba，考虑了来自LTE的结果。我们发现平均[Fe/H] = $-0.78\pm0.07$和$[α/{\rm Fe}]=0.34\pm0.03$与以前的研究很好的协议。其余的元素与文献显示出良好的一致性，但列入铝的NLTE有显着的影响，这个关键元素的行为。结论：我们证实了其他几项研究发现的47个Tuccium中存在Na-O反相关。我们的NLTE分析的Al移动[Al/Fe]到较低的值，表明这可能是高估了早期的作品。在其余的元素中没有发现任何内在变化的证据。
2014-09-16 astro-ph.SR
Behavior of Abundances in Chemically Peculiar Dwarf and Subgiant A-Type Stars: HD 23193 and HD 170920
为了了解非磁性A型星丰度特征的起源，我们首次对主序上的一颗金属线星HD 23193（A2 m）和一颗可能是HgMn星的A型亚巨星HD 170920（A5）进行了详细的化学丰度分析。我们的分析是基于中等（R $\sim$ 14000）和高（R $\sim$ 40000）分辨率的恒星光谱数据。得出了18种元素的丰度：C、O、Na、Mg、Al、Si、S、Ca、Sc、Ti、Cr、Mn、Fe、Ni、Zn、Sr、Y和Ba。HD 23193和HD 170920的质量是根据演化轨迹估算的，分别为$2.3\pm0.1$ $M_{\odot}$和$2.9\pm0.1$ $M_{\odot}$。用等时线测得HD 23193的年龄为$635\pm33$ Myr，HD 170920的年龄为$480\pm50$ Myr。HD 23193的铁峰元素丰度模式与太阳值有偏差，Sr（1.16）、Y（1.03）和Ba（1.24）相对于太阳丰度有明显的过剩。我们比较了这个适度旋转（$v$ sin $i = 37.5 $ km s $^{-1}$）Am星的理论化学演化模型，包括旋转混合的衍生丰度。理论上预测的丰度类似于我们推导的丰度模式，除了少数元素（Si和Cr）。对于HD 170920，除了C（$-0.43$）、S（0.16）、Ti（0.15）、Ni（0.16）、Zn（0.41）、Y（0.57）和Ba（0.97）外，我们…
2018-01-05 astro-ph.SR
Chemical composition of evolved stars in the open cluster NGC 2506
在这项研究中，我们提供了疏散星团NGC 2506的两颗第一个上升巨星和两颗核心燃烧氦的“团块”恒星的12 ^C，13 ^C，N，O和多达26种其他化学元素的丰度。用C_2 Swan（0，1）带头在5635.5A处测得碳丰度。对具有强烈CN特征的波长区间7940-8130 A进行了分析，以确定氮丰度和碳同位素比率。氧丰度由6300 A处的[O I]线确定。发现NGC 2506具有平均[Fe/H]=-0.24 +-0.05（标准偏差）。与太阳和其他银盘矮星相比，所研究的团簇星的平均丰度表明，碳约亏损0.2德克斯，氮约过剩0.3德克斯，其他化学元素的丰度比接近太阳。C/N和12^C/13^C的比值分别降低到1.25 +-0.27和11 +-3。
2011-05-25 astro-ph.SR
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: V. Chemical Abundances of CTIO/Hydra Clusters using The Cannon
疏散星团是银河系演化的重要化学和年龄示踪物。虽然疏散星团对星系演化提供了重要的限制，但由于不同研究在测量丰度方面的差异，它们的使用受到了限制。我们使用Cannon分析了58个疏散星团中巨星的中等分辨率（R~19，000）CTIO/Hydra光谱，确定了[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]和[O/Fe]。这项工作增加了一个额外的55个主要是南半球的疏散星团校准到SDSS/APOGEE DR 16金属丰度系统。这种统一的分析相比，以前的研究[Fe/H]测量的23个集群，我们提出的光谱金属丰度为35疏散星团的第一次。
2022-02-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical tagging can work: Identification of stellar phase-space structures purely by chemical-abundance similarity
化学标记有望使用详细的丰度测量来识别空间分离的恒星，这些恒星实际上是很久以前一起诞生的（在同一分子云中）。这个想法并没有取得太大的实际成功，大概是因为化学丰度测量中的噪音和不完整性。我们已经成功地大大改善了光谱测量与大炮，它现在已经提供了15个单独的丰度约100,000恒星观察作为APOGEE光谱调查的一部分，精度约0.04 dex。我们测试的化学标记的假设，通过在丰度空间中的集群，并确认它们聚集在相空间。我们确定（通过k-means算法）的15维化学丰度空间的大炮交付的恒星的超密度，并绘制相空间中的相关恒星。我们只使用丰度空间信息（没有位置信息）来识别恒星群。我们发现丰度空间中的团簇确实是相空间中的团簇。我们恢复一些已知的相空间集群，并发现其他有趣的结构。这是有史以来第一个通过纯粹在丰度空间中进行盲搜索来确定测量规模的相空间结构的项目;它验证了大炮提供的丰度测量的精度;未来数据集的前景非常好。
2016-08-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Analysis of chemical abundances in planetary nebulae with [WC] central stars. II. Chemical abundances and the abundance discrepancy factor
利用高分辨率分光光度数据对12颗[WC]型星和Wels电离的PNe进行了丰度分析。我们的主要目的是确定PNE的化学成分，并研究这种类型的行星状星云的丰度差异问题（ADF）的行为。大量的光学复合线（ORL）和碰撞激发线（CEL）的检测来自不同的离子先前提出。大多数ORL在这些PNE中首次报告。离子丰度来自可用的CEL和ORL，使用先前确定的物理条件。基于这两组离子丰度，我们使用合适的ICF（如果可用）推导出星云中的总化学丰度。尽管中心恒星的[WC]性质，但所有天体的ADF（O^++）都在1.2到4之间。我们发现，当光谱质量足够高时，由主要由复合激发的不同多重态得到的ORL O^++/H^+丰度比非常相似。可能的依赖性的ADF与一些星云的特点进行了分析，发现没有相关性。通过测定t^2参数校正来自CEL的丰度。O丰度PNe，来自ORL，一般大于太阳丰度。我们从ORL和N/O和α-元素/O比从CEL导出的C/O比，发现这些PNe平均比大PN样品的平均值更富N和C。大约一半的样品是富碳的（C/O>1）。α元素随着O丰度的增加而同步增长。通过与恒星演化模型计算的N/O和C /O比值的比较，我们估计大约一半的PNE具有初始质量大于4 M太阳的祖先星。没有发现恒星[WC]型和星云丰度之间的相关性。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Improving the determination of chemical abundances in planetary nebulae
行星状星云是中低质量恒星演化的产物。这些天体的化学性质研究提供了有关He、O、Ne、Ar、S等元素丰度及其与祖星演化相关的变化的重要信息。从恒星演化以及星系的形成和化学演化的角度来看，准确测定行星状星云的丰度是非常重要的。最近，新的HeI发射率和电离校正因子（ICF）发表在文献中。在这项工作中，这些新的参数用于在光电离星云的化学丰度的确定代码。该代码用于重新编制我们小组以前观测到的银河系核球行星状星云的化学丰度，也用于确定银河系中心附近行星状星云样品的新化学丰度。新的发射率和ICFs稍微修改了元素的丰度的He，N，O，Ar和Ne。另一方面，S丰度高于以前的测定。新的ICF可部分解决硫异常。
2016-12-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
How much can we trust high-resolution spectroscopic stellar chemical abundances?
为了研究恒星星族，通常将来自使用不同设置的不同光谱调查/研究的化学丰度结合起来。这些不均匀性会导致我们得出不准确的科学结论。在这项工作中，我们研究了问题的一个方面：当从高分辨率恒星光谱推导化学丰度时，使用不同的辐射转移代码会产生什么样的差异？
2016-09-28 astro-ph.IM astro-ph.SR
JINAbase: A database for chemical abundances of metal-poor stars
重建银河系的化学演化对于理解整个宇宙时间中恒星、行星和星系的形成至关重要。与早期宇宙中的元素生产以及元素如何被纳入气体和恒星相关的不同研究对于拼凑元素如何演变是必要的。这些包括建立化学丰度趋势，如贫金属恒星，比较核合成产量预测与恒星丰度数据，和化学演化的理论建模。为了帮助这些研究，我们收集了化学丰度测量和其他信息，如恒星参数，坐标，星等和径向速度，从文献中的极端贫金属恒星。数据库JINAbase包含1658颗独特的恒星，其中60%的[Fe/H]<2.5。该信息存储在SQL数据库中，并带有用户友好的可查询Web应用程序（http：jinabase.pythonanywhere.com）。具有独特化学元素特征的物体（例如，r-过程星、s-过程星和CEMP星）被标记或可以这样分类。Web应用程序可以从上述研究的文献中快速选择定制的比较样本等。使用三个最好的研究贫金属星的多个条目，我们评估化学丰度测量的系统不确定性。我们提供了一个简要的指南，选择化学元素的模型比较，为非光谱学家谁希望了解贫金属恒星和化学丰度测量的细节。
2017-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances in Field Red Giants from High-Resolution H-Band Spectra using the APOGEE Spectral Linelist
从基特峰国家天文台（KPNO）傅里叶变换光谱仪（FTS）的档案中获得的五个亮场K，M和MS巨星的高分辨率H带光谱进行了分析，以确定16种元素的化学丰度。丰度是通过光谱合成得出的，使用的是为SDSS III Apache Point星系演化Experiment（APOGEE）准备的详细的光谱图，这是一个高分辨率的近红外光谱测量，以得出100，000颗红巨星的详细化学丰度分布和精确的径向速度，这些红巨星对银河系所有恒星星族进行采样。测量的化学丰度包括宇宙化学上重要的同位素12 C、13 C、14 N和16 O，以及Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Co、Ni和Cu。这里得到的丰度与这些恒星的公布值的比较显示一致的结果~0.1 dex。因此，APOGEE光谱区和lineconds非常适合使用高分辨率光谱探测银河系化学演化，以及内部核合成和红巨星群体的混合。
2012-12-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissecting stellar chemical abundance space with t-SNE
在工业银河天文学和多物体光谱恒星巡天的时代，现有恒星化学丰度的样本大小和数量已达到难以有效处理所有现有信息的规模。在本文中，我们演示了使用降维技术（t-分布随机邻居嵌入; t-SNE）分析恒星丰度空间分布。虽然这种技术的非参数非线性行为，很难估计的意义，发现丰度空间子结构，我们表明，我们的结果依赖于参数的选择很少，是强大的丰度误差。通过对高分辨率高信噪比太阳邻域HARPS-GTO样品的t-SNE重新分析，我们发现了高[ $α$ /Fe]盘序列和低[ $α$/Fe]盘序列的更清晰的化学分离，高[$α$/Fe]盘序列中存在多个星族的线索，以及高[ $α$ /Fe]盘序列的化学演化与超富金属星有关的迹象.我们还确定了一些化学奇特的恒星，其中一个高置信度的s过程增强丰度比对（HD 91345/HD 126681）非常相似的年龄和$v_X$和$v_Y$速度，我们建议有一个共同的出生起源，可能是一个矮星系。我们的研究结果表明，丰富的空间t-SNE和类似的化学标记研究与大型光谱调查的方法的潜力。
2018-08-28 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances of multiple stellar populations in massive globular clusters
银河系球状星团中的多个恒星星族表现出很大的多样性。虽然轻元素（包括He）的化学丰度变化是普遍存在的，但这些变化的数量在不同的球状星团中是不同的。在一些球状星团中已经发现了具有明显的Fe、C+N+O和慢中子俘获元素的恒星星族，其数量可能会增加。所有这些化学特征都对应于特定的光度模式。我回顾了球状星团中多个恒星星族的化学+光度特征，并讨论了如何解释数据越来越具有挑战性。非常令人兴奋的是，球状星团的起源和演化是一个复杂的难题。
2015-11-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
An accurate and self-consistent chemical abundance catalogue for the APOGEE/Kepler sample
上下文APOGEE巡天获得了10万多颗恒星的高分辨率红外光谱。得出这些恒星的化学丰度模式对于拼凑银河系的结构至关重要。虽然导出的化学丰度对大多数恒星来说都是精确的，但也有一些校准问题的报道，特别是对更少金属的恒星。目的。在本文中，我们的目标是（1）重新确定的APOGEE+开普勒恒星样本（APOKASC）的化学丰度与一个独立的程序，线列表和线的选择，高质量的表面重力信息从天体地震学，（2）扩展丰度目录，包括目前没有在最新的APOGEE版本（DR 12）中报告的丰度。方法.我们将Teff和log g分别固定为使用分光光度计和星震技术确定的值。我们利用布鲁塞尔自动恒星参数（BACCHUS）代码来推导APOKASC样品的金属丰度和加宽参数。此外，我们还推导出了大角星的丰度差。结果我们已经验证了BACCHUS代码的APOGEE数据使用几个著名的恒星，恒星从开放和球状星团。我们还提供了每个星、线的C、N、O、Mg、Ca、Si、Ti、S、Al、Na、Ni、Mn、Fe、K、P、Cr、Co、Cu、Rb、Yb和V的丰度，并显示了线选择对最终丰度的影响。这些包括五种新元素的丰度和Si，Ti，S和V的丰度提高。在本文中，我们提出了一个独立的分析APOKASC样品，并提供了多达21个元素的丰度。该星表不仅可用于研究银河系的化学丰度模式，而且可用于训练数据驱动的光谱方法，从而提高在有限数据集和全APOGEE样…
2016-07-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundance Analysis of Moving Group W11450 (Latham 1)
我们目前的元素丰度的所有七颗恒星在移动群W11450（莱瑟姆1），以确定它们是否可能是化学相关的。这些恒星似乎在空间和运动学上都是相关的，但文献中没有光谱丰度分析。八种元素的丰度是通过对麦克唐纳天文台的奥托·斯特鲁维2.1米望远镜和桑迪福德中阶梯摄谱仪获得的高分辨率（R $\sim$ 60，000）、高信噪比（$\langle$ SNR $\rangle\sim$ 100）光谱进行等效宽度分析得出的。恒星间的金属丰度差异很大，为-0.55 $\leq$ [Fe/H] $\leq$ 0.06 dex（$σ$ = 0.25），这意味着这些恒星不是由相同的化学均匀分子云产生的，因此不是先前提出的残余或疏散星团的一部分。在此之前，有人认为这两颗恒星W11449和W11450可能是宽联星。候选的宽双星显示出类似的化学丰度模式，不仅含有铁，还含有本研究中分析的其他元素，这表明这两颗恒星之间的联系可能是真实的。
2016-09-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Initial Li Abundances in the Protogalaxy and Globular Clusters Based upon the Chemical Separation and Hierarchical Structure Formation
磁场诱导的Li+离子在分级结构形成过程中的化学分离可以降低宇宙结构中的初始Li丰度。结果表明，中性Li原子的宇宙学再电离在第一颗恒星形成时迅速完成。由于在结构形成的主要过程中，几乎所有的Li都是单离化的，因此它可以有效地与引力坍缩的中性气体分离。分离在较早形成的较小结构中更有效。在等级结构形成的框架下，极端贫金属的恒星由于形成较早，所以Li丰度较小。结果发现，由磁场的化学分离，从而提供了一个原因，锂丰度在极端贫金属的恒星是低于斯皮特高原，并有一个大的色散，以及解释斯皮特高原本身。此外，化学分离方案可以解释NGC 6397中Li丰度高于Spite平台。因此，贫金属星中Li丰度可能保留了有关原始磁场和结构形成历史的信息。
2019-04-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical abundances as population tracers
元素丰度比作为示踪剂的恒星星族进行了讨论，重点是F，G和K星提供了一个“化石”记录的化学演化的银河系。大多数丰度研究都是基于均匀的一维模型大气和局部热力学平衡（LTE）的假设，但最近的工作表明，三维非LTE校正可以改变导出的丰度比作为恒星金属丰度的函数的趋势非常显着。然而，当比较具有相似有效温度、表面重力和金属丰度的恒星时，3D非LTE修正往往会抵消。当应用这样的差分方法在银河系盘，凸起，和晕，丰度比像C/O，Na/Fe，α/Fe，Cu/Fe，Ba/Y，Eu/Ba点存在多个离散的人口在每个这些银河系的组成部分。
2011-09-19 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances of the Secondary Star in the Black Hole X-Ray Binary V404 Cygni
利用Keck I/HIRES光谱对天鹅座黑洞双星V404中的次级恒星进行了化学丰度分析。我们采用$χ^2$ -最小化程序来推导恒星参数，考虑到任何可能的遮蔽从吸积盘。利用这些参数，我们确定了O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Fe和Ni的大气丰度。与薄盘太阳型恒星的平均值相比，Al，Si和Ti的丰度似乎略有增加。O丰度，来自光学线，特别是在天鹅座V404的第二颗恒星的大气中增强。这一点，再加上与薄盘恒星的银河系速度色散相比，这个系统的特殊速度，表明黑洞是在超新星或超超新星爆炸中形成的。我们探索不同的超新星/超新星模型具有不同的几何形状，以研究可能的污染的核合成产物的化学丰度模式的二级恒星。我们发现合理的协议之间的观测丰度和模型的预测。然而，O丰度似乎太高，无论选择爆炸能量或质量削减，当试图适应其他元素丰度。此外，镁似乎是所有爆炸模型，这产生镁丰度约2倍高于观测值的丰度不足。
2011-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
The population of planetary nebulae near the Galactic centre: chemical abundances
行星状星云是研究银河系和其他星系化学演化的重要工具，可以探测核合成过程、丰度梯度和星际介质的化学富集。特别是，银河系核球PNe（GBPNe）已被广泛用于文献中，以研究这种银河系结构的化学性质。然而，目前可用的GBPNe化学成分的研究是强烈的偏见，因为他们集中在明亮的物体，主要位于银河系的低星际红化区域。在这项工作中，我们报告的物理参数和丰度的样品17个高消光PNe位于内2 \degr的银河系的隆起，基于低色散光谱固定在SOAR望远镜使用古德曼摄谱仪。新的数据使我们能够扩展我们的数据库，包括微弱的对象，提供位于该地区的核凸起的PNE的化学成分和估计其祖先的质量，以探索银河系核凸起中心地区的化学富集历史。结果表明，与位于银河系核球外围的PNe相比，银河系中心PNe的N/O丰度比有所增加。这可能表明最近发生在银河系中心附近的恒星形成事件。
2017-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Chemical Abundances for 25 JWST Exoplanet Host Stars with KeckSpec
使用数据驱动的机器学习工具，我们报告了$T_{\text{eff}}$，$\log{(g)}$，$v\sin{(i)}$和15种元素（C，N，O，Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，V，Cr，Mn，Fe，Ni，Y）的15种元素的丰度。这些恒星的化学多样性表明，虽然它们的一些伴星可能形成于具有类似于太阳的化学物质的盘中，但JWST的一些目标可能经历了不同的盘组成。这个样本是一个更大的即将到来的目录的一部分，该目录将报告来自凯克/HIRES光谱的$\sim$ 4,500颗FGK恒星的均匀丰度。
2022-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The relation between velocity dispersions and chemical abundances in RAVE giants
我们开发了一个贝叶斯框架，以确定在一个强大的方式之间的关系速度分散和化学丰度的恒星样本。我们的建模考虑了化学和运动学性质的不确定性。我们使用RAVE DR 5径向速度和丰度以及Gaia DR 1自行和松弛（如果可能，否则使用UCAC 4数据）。我们发现，在一般情况下，速度分散增加减少[Fe/H]和增加[Mg/Fe]。高[Mg/Fe]恒星的速度色散可能会降低，这是一个可以忽略的恒星比例的性质，几乎不是一个可靠的结果。在低[Fe/H]和高[Mg/Fe]下，样品是不完整的，受到偏差的影响，并且可能不代表潜在的恒星星族。
2017-09-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Detailed Chemical Abundance Patterns of M31 Globular Clusters
我们详细介绍了M31中$\sim$ 30球状星团中$>$ 20元素的化学丰度。这些结果是使用其积分光的高分辨率（$λ/Δλ\sim$ 24，000）光谱获得的，并使用我们的原始方法进行分析。这些球状星团的银河中心半径在2.5 kpc到117 kpc之间，因此提供了记录在M31内外晕中的星系形成不同阶段的丰度模式。我们发现在我们的调查团簇有一个范围的金属丰度的$-2.2<$ [Fe/H] $<-0.11$。内晕星系团覆盖了这个完整的范围，而外晕球状星团在R $>$ 20 kpc的[Fe/H] $=-1.6 \pm 0.10$丰度范围很小。我们还测量了α，R-和S-过程元素的丰度。这些结果构成了M31中老种群的第一个丰度模式限制，与银河系晕中已知的那些相当。
2012-10-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Open Cluster Chemical Abundances and Mapping Survey: VI. Galactic Chemical Gradient Analysis from APOGEE DR17
疏散星团化学丰度和绘图（OCCAM）调查的目标是通过构建和分析数百个疏散星团中恒星的大量、全面、统一的红外光谱数据集来限制关键的银河系动力学和化学演化参数。这是OCCAM巡天的第六份贡献，介绍了对150个疏散星团中恒星样本的SDSS/APOGEE数据发布17（DR 17）结果的分析，其中94个我们根据它们的色星等图的外观指定为“高质量”。我们发现APOGEE DR 17衍生的[Fe/H]值与以前的高分辨率光谱疏散星团丰度研究结果吻合得很好。使用高质量样品的一个子集，银河系的丰度梯度测量16个化学元素，包括[Fe/H]，银心半径（$R_{GC}$）和引导中心半径（$R_{Guide}$）。我们发现在$6 < R_{GC} < 11.5$ kpc的范围内，银河系[Fe/H]对$R_{GC}$的整体梯度为$-0.073 \pm 0.002$ dex/kpc，[Fe/H]对$R_{Guide}$也有类似的梯度。O、Mg、S、Ca、Mn、Na、Al、K和Ce也有明显的银河系丰度梯度。我们的大样本还允许我们探索其余15种元素在四个年龄段中的梯度演变。
2022-06-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
On the Chemical Abundance of HR 8799 and the Planet c
通过比较行星和主星的化学丰度，可以揭示行星的起源和形成路径。恒星的丰度是用高分辨率光谱测量的。另一方面，行星丰度通常是从低分辨率数据中推断出来的。对于直接成像的系外行星，数据可以从一系列高对比度成像/光谱仪器中获得。在这里，我们研究HR 8799及其行星c的化学丰度。我们使用LBT/PEPSI（R= 120，000）和档案HARPS数据测量恒星丰度：恒星[C/H]，[O/H]和C/O分别为0.11 $\pm$ 0.12，0.12 $\pm$ 0.14和0.54 $^{+0.12}_{-0.09}$，都与太阳值一致。我们进行大气反演使用新获得的斯巴鲁/CHARIS数据与档案双子座/GPI和凯克/OSIRIS数据。我们使用petitRADTRANS对行星光谱进行建模，并使用PyMultiNest进行检索。从亚恒星到恒星的碳和氧丰度，检索到的行星丰度可以相差$\sim$ 0.5 dex。变化取决于是否选择强先验以确保合理的行星质量。此外，与以往工作的比较也揭示了丰度测量的不一致性。我们讨论了可能导致不一致的潜在问题，例如，在检索过程中，单个数据集的系统性以及物理和化学方面的不同假设。我们的结论是，没有强大的检索可以获得，除非问题得到充分解决。
2020-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical composition of giant stars in the open cluster IC 4756
内容：对疏散星团中红巨星的均匀研究有助于研究恒星内部的演化混合过程，这反映在混合敏感的化学元素如碳、氮和钠的丰度上，而α和中子捕获元素的丰度则有助于追踪银河系的化学演化。目标：本研究的主要目的是对疏散星团IC 4756中的红巨星进行全面的化学分析，包括测定12 C/13 C和C/N丰度比，并将结果与恒星和银河系化学演化的理论模型进行比较。研究方法：我们使用经典的微分模型大气方法来分析2.2 m MPG/ESO望远镜上的FEROS光谱仪获得的高分辨率光谱。碳、氮和氧的丰度、12 C/13 C比值和中子俘获元素的丰度用合成光谱测定，主要大气参数和其他化学元素的丰度用谱线的等效宽度测定。结果：测定了IC 4756的13颗演化恒星的23种化学元素丰度和6颗恒星的12 C/13 C比值。这个星团的平均金属丰度，由9颗确定成员恒星测定，非常接近太阳- [Fe/H] = -0.02 +/- 0.01。碳、氮和钠的丰度表现出由额外混合引起的变化：平均12 C/13 C比降低到19 +/- 1.4，C/N比降低到0.79 +/- 0.05，平均[Na/Fe]值（根据所遇到的局部化学平衡的偏差进行校正）提高了0.14 +/- 0.05 dex。我们将我们的结果与其他作者的理论模型进行了比较。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Population Astrophysics (SPA) with the TNG 23 IR elemental abundances of 114 giant stars in 41 Open Clusters
本研究利用高分辨率红外光谱测量41个疏散星团中114颗巨星的多达23种元素丰度，通过分析径向丰度梯度、星团间丰度差异及其随年龄的变化，揭示银河系盘面的化学演化规律。
2025-11-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
